1
Chemicky pekuliární hvězdy
Zdeněk Mikulášek
Brno 2021
2
Úvod
Chemicky pekuliární (CP) hvězdy jsou hvězdy hlavní posloupnosti s efektivní teplotou 7000 –
30 000 K (F2 až B0; 1,5 až 15 M) s neobvyklým – pekuliárním – vzhledem jejich spekter, což je
zapříčiněno anomálním chemickým složení povrchových vrstev těchto hvězd. Mezi CP hvězdy počítáme:
Am stars, Ap stars, Bp stars, He-rich a He-weak stars, Hg-Mn stars, magnetic stars, peculiar stars,
silicon stars + spectrum variables.
Normální (= sluneční) chemické složení, vůči němuž vztahujeme chemické složení hvězd, 1000 kg
sluneční látky = 733 kg H + 249 kg He +17 kg jiných prvků: 8 kg O, 3 kg C, 1,6 kg Fe, 1,2 kg Ne, 0,9 kg
N, 0,7 kg Si, 0,5 kg S a dalšími prvky. Některé prvky se ve slunečním spektru nemusí projevit, i když
jsou přítomny.
Míra pekuliárnosti (chemické anomálie) CP hvězd je velmi různá: od takřka normálního chemického
složení až po složení vysoce anomální. Abundance některých prvků se podle typu pekuliárnosti od
normální může lišit i o několik řádů (u CP2 hvězd přebytek RE: dex[RE] i 6 a více!). Zmíněné odchylky
od normálního chemického složení pozorujeme asi u 10 % hvězd horní části hlavní posloupnosti
3
1 Stručná historie výzkumu CP hvězd
O existenci hvězd raných typů, které nebylo možno zařadit do běžné spektrální klasifikace, definované
zejména vodíkovou Balmerovou sérií a čarami H a K Ca II, se vědělo už koncem 19. století. Příčiny
odlišnosti ovšem nebyly známy, mj. i proto, že tehdy neexistovala ani teorie záření atomů, chyběl i
teoretický výklad hvězdných spekter. Jeho základy byly položeny až Cecilií Payneovou-Gaposhkinovou
v roce 1925. Ta zjistila, že chemické složení vnějších vrstev většiny hvězd je v podstatě shodné a
podobné slunečnímu, pozorované odlišnosti spekter hvězd jsou pak ponejvíce dány efektivní teplotou
jejich atmosfér.
1.1 2
CVn – prototyp pekuliárních hvězd
Antonia Maury 1897 označila spektrum alfy Honicích psů za pekuliární: upozornila na slabost
vápníkových čar a výskyt neobvykle intenzivního dubletu jednou ionizovaného křemíku Si II na 412,831
nm.
Ludendorff si pak v roce 1906 povšiml, že intenzita některých spektrálních se mění. To odpovídá
skutečnosti, i když se to pohříchu netýká čar, které tehdy Ludendorff uváděl. V roce 1913 Bělopolskij
zjistil, že změny intenzity čar Si II jsou periodické s periodou 5,5 dne, stejně jako změny radiální
rychlosti čáry 420,5 nm Eu II (!), což odhalil Baxandall. Křivka radiální rychlosti, odvozená z těchto čar,
4
se za křivkou intenzity čáry opožďuje o čtvrt periody, což již Belopolskij správně vysvětlil otáčivým
pohybem oblasti se zvýšenou koncentrací příslušného chemického prvku.
Guthnick a Prager v roce 1914 pořídili první fotoelektrická měření světelných změn. I zde nalezli tutéž
periodu změn. Je pozoruhodné, jak dobře se jejich mírně asymetrická světelná křivka shoduje
s moderními měřeními. Přitom jen stačí uvážit, jak málo byl jejich fotometr citlivý a jak daleko byla
hvězda  UMa, užitá jako hvězda srovnávací!
Už v roce 1914 pak bylo známo, že 2 CVn:
1) je spektroskopicky a fotometricky proměnná, přičemž
2) extrémy světelné křivky souhlasí s křivkou intenzity čar europia, a že
3) radiální rychlost a intenzita čar se mění v kvadratuře.
V roce 1933 Morgan, a po něm v roce 1947 Deutsch, dokázali, že jde o typické chování všech
proměnných typu Ap, přičemž periody změn činí řádově dny. Jediné, co chybělo do dokonalosti, bylo
pochopení těchto skutečností, jinými slovy chyběl fungující model proměnnosti.
5
1.2 Cesta k modelu skloněného rotátoru
V roce 1947 Babcock objevil svým Zeemanovým analyzátorem u 78 Vir, 2 CVn a dalších Ap hvězd
s ostrými čarami proměnnost podélné složky magnetické indukce. Zpravidla byly pozorovány i změny
polarity pole. Babcock v roce 1949 předložil alternativní vysvětlení pozorovaných změn: osa magnetické
pole hvězdy svírá s osou rotace nenulový úhel, nicméně preferoval model slunečního magnetického cyklu.
Stibs v roce 1950 propracoval model hvězd se zhruba dipólovým magnetickým polem, jehož dipól je
skloněný pod úhlem  k rotační ose. Sklon je konstantní, magnetické pole je „zamrzlé“ do elektricky
vodivého plazmatu hvězdy, rotuje s ní. Vzdálený pozorovatel sleduje změny v důsledku měnícího se
natočení magnetického pole, pozorované změny tak mají geometrickou příčinu. Model přinesl i přirozené
vysvětlení změn polarity magnetického pole.
Obdobně byly vysvětleny i pozorované spektrální změny, a to předpokladem existence tzv.
spektroskopických skvrn s odlišnou abundancí různých prvků. Dobře tak bylo možné vysvětlit
pozorovaný fázový rozdíl křivek radiální rychlosti a intenzity čar odpovídajících chemických prvků.
Fotometrické změny byly pak vysvětleny existencí tzv. fotometrických skvrn, oblastí na hvězdě
s anomálním rozložením energie ve spektru.
Model rotující hvězdy se skloněným víceméně dipólovým magnetickým polem a skvrnami, jejichž poloha
se váže k magnetické geometrii, je dnes všeobecně uznávaným modelem chemicky pekuliárních hvězd.
6
1.3 Spektrální klasifikace
Už v roce 1933 Morgan ukázal, že Ap hvězdy lze roztřídit do několika skupin podle převládající
spektrální pekuliarity. Zjevná pak byla korelace mezi teplotou a typem pekuliárnosti.
V roce 1940 Titus a Morgan objevili tzv. Am hvězdy, čili metalické hvězdy, pro něž je příznačné, že
spektrální typ určený podle intenzity čar železa, titanu a chrómu je zjevně pozdější než spektrální typ
hvězd určený na základě intenzity čar vápníku (Sp(Fe,Cr,Ti) > Sp(Ca)). Am hvězdy zřejmě nemají
měřitelné magnetické pole, fotometricky ani jinak se nemění. Carlos a Mercedes Jaschekovi v roce 1958
definovali šest skupin Ap hvězd:  4200-Si, Mn, Si, SiCrEu, EuCrSr a Sr typu. Křemíkové a manganové
hvězdy patří mezi pozdní B hvězdy – čili to jsou tzv. Bp hvězdy
Dnes z této klasifikace vypadají Mn hvězdy – tvoří zvláštní kategorii označovanou zpravidla jako Hg-Mn
hvězdy. Podobnějako Am hvězdy nejsou výrazně magnetické a mění se jen velmi málo, pokud vůbec.
V roce 1967 Garrison objevil hvězdy třídy B se slabými čarami He, zpravidla s anomálním poměrem
He3/He4 – He-weak stars. O tři roky později MacConell našel hvězdy B0-2 s anomálně silnými čarami
helia (helium zde mívá abundanci větší než vodík!), o hvězdách se mluví jako o He-strong stars.
7
8
2 Příčiny spektrální anomálie
Při hodnocení výsledků výzkumu CP hvězd vznikla řada otázek:
1) Proč CP hvězdy jeví tak odlišné spektrum? Je to důsledek odlišného chemického složení nebo je to
důsledek anomální stavby jejich atmosfér?
2) Proč typ pekuliárnosti závisí na efektivní teplotě? Je chemické složení pekuliárních hvězd záležitostí
jenom povrchových vrstev nebo se týká hvězdy jako celku?
3) Proč podobné anomálie nepozorujeme u hvězd chladnějších než F2 a teplejších než B0? Proč pekuliární
hvězdy v průměru mnohem pomaleji rotují než hvězdy „normální“? Jakou roli přitom hraje magnetické
pole?
4) Existují přechodné typy mezi pekuliárními a normálními hvězdami?
ad 1) Snahy vysvětlit pozorované spektrum pekuliární hvězd a jeho změny anomální stavbou atmosféry
selhaly, anomální spektrum tedy vskutku odráží reálný přebytek nebo deficit příslušných prvků.
Chemické složení atmosfér pekuliárních hvězd se skutečně liší od normálního. Preston proto v roce 1974
zavádí nový pojem: chemicky pekuliární hvězda – CP hvězda.
ad 2) Fakt, že typ pekuliárnosti koreluje s povrchovou teplotou, ukazuje na to, že odchylka
v pozorovaném chemickém složení je svázána s ději v povrchových vrstvách. Navíc je zřejmé, že
9
hmotnosti, poloměry, zářivé výkony, charakteristiky určené vnitřní stavbou hvězdy jsou u CP hvězd a
normálních hvězd hlavní posloupnosti téže efektivní teploty identické. Počáteční i momentální vnitřní
chemické složení CP hvězd je tedy nejspíš standardní.
Pokud by tomu tak nebylo, pak by:
a) muselo počáteční chemické složení přesně definovat hmotnost hvězdy, aby byla vysvětlena korelace
mezi anomálií a teplotou,
b) museli by být známí předchůdci a následovníci CP hvězd,
c) musely být např. vzácné zeminy, rtuť či mangan být uloženy jen ve zlomku procenta hvězd – byly by
tedy rozloženy ve vesmíru krajně nerovnoměrně.
d) bylo možné jen stěží vysvětlit existenci oddělených dvojhvězd se složkami s různou pekuliárnosti,
vždyť dvojhvězdy vznikají z téhož zárodečného oblaku mezihvězdné látky.
Navíc se zdá, že fenomén chemicky pekuliární hvězdy postihuje jen hvězdy hlavní posloupnosti. Jsou-li
pro něj vhodné podmínky, objevuje se brzy – CP hvězdy jsou běžně pozorovány i v mladých otevřených
hvězdokupách a asociacích (<106 let). Chemicky pekuliární vrstva zřejmě velice tenká a hmotnostně
zanedbatelná, podobně jako hmotnost vrstvy make-upu k celkové hmotnosti nositelky.
10
ad 3) Hvězdy hlavní posloupnosti v teplotním interval od 7 do 30 kK se vyznačují relativně klidnými
vnějšími vrstvami. U hvězd s teplotami nižšími vnáší do fotosfér hvězd neklid podpovrchová konvektivní
vrstva, díky níž se podstatná vnější část hvězdy promíchává. U hvězd s teplotou nad 30 kK jsou horní
vrstvy rychle obrušovány hvězdným větrem – „hvězdný peeling“, což nedovolí chemické anomálii, aby
se dostatečně rozvinula.
V důsledku rotace hvězdy dochází k jejich zploštění, což má pak za následek rozvoj tzv. meridionálních
proudů, které hvězdu též promíchávají podobně jako konvekce. Pomalá rotace (Vrot < 90 km/s) je tak pro
CP hvězdy podmínka nutnou, a snad i postačující: neznáme totiž žádnou „normální“ hvězdu spektrálního
typu A, která by rotovalapomalejinež 40 km/s!
Takřka všechny metalické Am hvězdy nacházíme ve dvojhvězdách s kratší oběžnou dobou (dny).
V takovýchto soustavách je rotace hvězd v důsledku vzájemné slapové interakce zpomalena natolik, že je
vázaná. Dalším mocným stabilizujícím faktorem v atmosférách raných hvězd je globální magnetické pole
vmražené do hvězdného plazmatu, to brání volnému pohybu elektricky nabitých iontů.
Děje, které vedou ke vzniku anomálie, jsou pomalé, delikátní a vyžadují mimořádně klidné, statické
povrchové vrstvy.
ad 4) CP hvězdy byly v minulosti objevovány výhradně spektrální analýzou. Tam záleželo na disperzi a
účelu spektrálních přehlídek: při různorodosti spekter je obtížné definovat spolehlivý kvantitativní
11
parametr, tedy jakousi míru pekuliárnosti. Nicméně, jak ukázali Hümmerich, Mikulášek a jiní, precizní
měření, která poskytují fotometrické družice Kepler nebo TESS, umožňují objevovat nové CP hvězdy i
na základě jejich specifických světelných křivek.
V roce 1976 Maitzen prokázal, že u CP2 existuje jistá deprese v rozložení energie kolem vlnové délky 520
nm (nejspíše je důsledkem nakupení spektrálních čar nejrůznějších prvků), která je pro CP hvězdy
s magnetickým polem charakteristická. Hloubka deprese se pak ukázala být dobrým indikátorem
pekuliárnosti hvězdy. Výzkumy, které se pak vedly fotometrickými prostředky, ukázaly, že zřejmě
neexistuje žádná reálná hranice mezi „normálními“ a „pekuliárními“ hvězdami, že se běžně setkáváme
s množstvím hvězd přechodného typu.Obdobnéje to i u ostatních typů CP hvězd
2.1 Současná klasifikace CP hvězd
Zde uvádíme standardní Prestonovu a Maitzenovu klasifikaci, kde jednotlivé typy jsou řazeny podle
rostoucí teploty.
CP1 – to jsou klasické metalické Am hvězdy, zpravidla bez silného magnetického pole, většinou jde o
složky dvojhvězd s vázanou rotací.
12
CP2 – nazývané též magnetické hvězdy jsou spektrálně a fotometricky proměnné Ap a Bp hvězdy typu
od typu SrCrEu až po nejteplejší Si hvězdy. Hvězdy bývají též označovány jako mCP – magnetické CP
hvězdy.
CP3 – jsou rtuťovo-manganové (HgMn) hvězdy, jde v zásadě o vysokoteplotnívariantu CP1 hvězd.
CP4, 5 – heliově slabé hvězdy, jsou vlastně vysokoteplotnívariantou CP2 hvězd, se
zjevným nedostatkem helia a nadbytkem He3.
CP6, 7 – heliově silné hvězdy, ještě teplejší CP2 s přebytkem He
2.2 Proměnnost CP hvězd
Většina prací se zabývá magnetickými CP2 hvězdami, vesměs proměnnými, v jejich proměnnosti je
hledán klíč k pochopení celého CP fenoménu. Takřka všechny pozorované spektroskopické, fotometrické
a magnetické změny CP2 (+CP4-6) lze vysvětlit pomocí modelu hvězdy rovnoměrně rotující jako tuhé
těleso.
a) se zamrzlým magnetickým polem (B  10-1 T) dipólového charakteru, kde osa dipólu svírá s rotační
osou obecně nenulový úhel . Model uspokojivě vysvětluje povahu pozorovaných změn pole.
13
b) s nehomogenním rozložením chemických prvků po povrchu. Týká se to hlavně těch prvků, které jsou
v nadbytku. Rozložení prvků lze úspěšně mapovat rozborem periodických změn profilů spektrálních
čar. Magnetické pole přispívá nejen ke vzniku chemických anomálií, ale je i jedním z prvků, které určují
povahu rozložení chemických prvků po povrchu hvězdy.
c) s fotometrickými skvrnami s rozdílným rozložením energie ve spektru. Na rozdíl od slunečních skvrn
jde o struktury velmi rozsáhlé, dlouhověké. Navíc, jejich efektivní teplota (bolometrický jas) se neliší
od střední efektivní teploty celé hvězdy.
CP hvězda je tak normální „izotropně“ zářící hvězda s atmosférou s odlišným chemickým složením
(makeupem), jež jen ve frekvencích přerozděluje tok záření přicházející z nitra. To je určeno
povrchovým chemickým složením, které se místo od místa mění, takto tedy vznikají „barevné“ skvrny
(nápadně zmalované slečny).
Za příčinu rozličného přerozdělení se všeobecně považuje přítomnost opticky aktivních atomů
projevujících se zvýšeným množstvím čar a spojitých absorpcí (kontinuí). Na rozložení energie mají vliv
dva společně působící efekty: absorpce záření v čarách (line blocking) a zpětné nahřátí atmosféry
pohlcenou energií (backwarming). Souhrně se těmto efektův říká pokrývkový jev, neboli line blanketing.
U teplejších CP2 jsou dominantní změny v UV oblasti, kde je zvýšený čar a pásů odpovídajících vázaněvázaným
a volně-vázaným přechodům nadbytečných prvků. Navíc tam hvězda převážně září.
14
U chladnějších CP2 hvězd to bývá složitější. Obecně lze očekávat antifázové změny v krátkovlnné a
dlouhovlnné oblasti záření. Maximální amplituda světelných změn je 0,2 mag, standardně však činí jen
několik tisícin magnitudy.
Jak hvězda rotuje, natáčí k pozorovateli různě „barevné“ rozsáhlé skvrny s odlišným chemickým
složením. Skvrny zřejmě mají vztah ke geometrii magnetického pole (magnetické póly, rovník), takže
pak pozorované změny intenzity čar, indukce magnetického pole a jasnosti jeví změny, jejichž extrémy
jsou ve fázi.
V roce 1978 Kurtz prokázal oprávněnost podezření řady pozorovatelů, že u některých hvězd probíhají
variace jasnosti v časové škále cca 10 minut, které jsou jinak typické pro neradiální oscilace typu  Sct.
U oscilací magnetických hvězd ovšem nastávaly situace, kdy pulzace na čas úplně ustaly, aby se později
znovu objevily. K vysvětlení jevu pomohla skutečnost, že pozorované změny jsou modulovány s rotační
periodou.Zdese výtečněosvědčiltzv. model magnetického pulzátoru nebo oscilátoru,kdegeometrie (osa)
neradiálních pulzací je určena nikoliosou rotace, ale osou magnetického dipólu.
V roce 2019 ukázal Mikulášek a další, že ve fázových světelných křivkách mnoha chemicky pekuliárních
hvězd se objevují persistentní úzké poklesy jasnosti, které lze vysvětlit jako důsledek existence
poloprůhledných okolohvězdných mračen vázaných v magnetosféře těchto magnetických hvězd.
15
16
2.3 Původ chemické anomálie
V roce 1955 Burbidge vinil z pozorované chemické anomálie povrchové jaderné reakce, o deset let
později Fowler a další se domnívali, že anomálie je důsledkem vnitřní nukleosyntézy ve hvězdě, poté co
tato opustila hlavní posloupnost. O znovuoživení této, jinak již opuštěné, domněnky se v roce 1986
pokusila Oetken. V roce 1967 přišel Guthrie s nápadem, že anomální složení povrchových vrstev CP
hvězd je důsledkem jejich kontaminace při výbuchu blízké supernovy, Havnes a Conti v roce 1971
uvažovali o selektivní akreci mezihvězdné látky řízené magnetickým polem hvězdy.
V letech 1970, 1981 Michaud a další formulovali dnes již všeobecně přijímanou hypotézu, podle níž
pozorované chemické anomálie jsou důsledkem zářivé difúze. To je pomalý proces (cm/s) vzlínání atomů
s velkým účinným průřezem vůči prostupujícímu záření (vzácné zeminy, kovy) a sedimentace opticky
neaktivních atomů (He4). Podmínkou prosazení tohoto děje ovšem jsou velmi stabilní a nepohyblivé
podpovrchové vrstvy. To ovšem vyžaduje, aby v povrchových vrstvách hvězd nedocházelo ke konvekci,
rovněž tak i rotace musí být relativně velice pomalá. Je-li ve hře globální magnetické pole, které brání
neuspořádaným pohybům elektricky nabitých částic, pak je stabilizace ještě větší, takže anomálie se může
projevit již za 105 let (!)
Rozdílnost v typech pekuliárnosti vyplývá z rozdílných podmínek ve vrstvách, kde zářivá difúze probíhá.
Např. heliově slabé hvězdy lze vysvětlit tak, že zde dochází k mohutné sedimentaci helia, přičemž
17
sedimentace těžšího nuklidu He4 probíhá rychleji než sedimentace He3. U heliově silných hvězd se
hvězdným větrem obrušují vrstvy chudé na helium a odhalují sloje bohaté na helium (např.  Ori E).
2.4 Původ magnetického pole
Odkud pochází globální magnetické pole, jimž jsou vybaveny CP2 a CP4-6 hvězdy? Literatura nabízí
celkem tři domněnky:
a) magneticképoleCP hvězd vznikáa udržujese dynamovýmmechanismemprobíhajícím v jádru hvězdy,
podobnějako magnetickápoleSluncea Sluncipodobnýchchladnějšíchhvězd.
b) magnetické pole je prý postupně se rozpadající pozůstatek po dynamového procesu, aktivním ve fázi
před hlavní posloupností(konvektivní hvězdy typu T Tau)
c) magnetické pole má fosilní původ – je to pozvolna se rozpadající pozůstatek po mezihvězdném magnetickém
poli zamrzlém do zárodečného materiálu
Daleko nejvíce stoupenců má v současnosti fosilní původ magnetického pole (ad c).
CP hvězdy jsou, hvězdy horní části hlavní posloupnosti (F2-B0) bez zjevných vývojových předchůdců
(T Tau) nebo následovníků (obři pozdějších spektrálních typů). CP jev se týká jen svrchních částí
18
hvězdy, vnitřek nedotčen. (Analogie – atraktivní zmalované slečny jsou pod vrstvou makeupu jenom
tuctovými děvčaty).
3 Spektrální charakteristiky, abundance
První CP hvězdy byly odhaleny na přelomu devatenáctého a dvacátého století, jejich systematické
studium provedl až Morgan v roce 1933. Skupinu CP hvězd rozdělil podle dominantní pekuliárnosti
jejich spektra, tedy podle výskytu či absence určitých spektrálních čar. Takto vznikla jakási doplňková
spektrální klasifikace: např. CQ UMa má základní klasifikaci A4 Vp a SrCrEu typ znamená, že ve
spektru hvězdy se nacházejí neobvykle silné čáry uvedených prvků.
3.1 Pořizování a zpracování spekter
Kvalitní vysokodisperzní spektrum s vysokým poměrem signál/šum je základním předpokladem pro
smysluplnou interpretaci výsledků. Tato spektra nebyla až do nedávna k dispozici, takže řada závěrů
odvozených ze spekter z minulých let byla sporná.
Zpočátku byla k dispozici jen málo citlivá fotografická spektra s nízkou disperzí, a to navíc jen pro
nejjasnější hvězdy. Postupně se zlepšovaly se dalekohledy, spektrografy, emulze, nicméně stále to byla
19
pouze fotografická spektra. Tam je hlavním problémem převedení fotografických denzit na intenzity, na
něž prakticky není možné se spolehnout. Výrazným pokrokem ve hvězdné spektroskopii pak bylo
zavedení CCD techniky. Ta zaručuje vysoký poměr S/N a víceméně lineární závislost mezi signálem a
intenzitou.
3.2 Identifikace spektrálních čar
Spektra CP hvězd jsou komplikovaná a vyznat se v nich není je nesnadné. V prvním kroku je třeba ve
spektru identifikovat jednotlivé spektrální čáry, určit, kterému z iontů tyto čáry náležejí. To je u CP
hvězd zvlášť náročné, protože a) v jejich spektrech čáry takřka nikdy nejsou čisté, většinou totiž jde o
překryvy (blendy) několika čar, b) běžně se zde vyskytují čáry málo běžných prvků, pro něž až do
nedávna chyběla spolehlivá atomová data, c) čáry jsou v důsledku působení magnetického pole
rozštěpeny, d) jejich vzhled se mění v důsledku nerovnoměrného rozložení prvků po povrchu.
V současnosti se hvězdní astronomové snaží detailní identifikaci spektrálních čar pro její pracnost pokud
možno vyhnout, a skutečně pro řadu úloh tento krok ani není nutný.
20
3.3 Abundance, modely atmosfér
Nejcharakterističtějším rysem CP hvězd je jejich anomálie povrchového chemického složení. To se
určuje z výskytu a intenzity spektrálních čar prvků ve spektru, kvantitativním výsledkem je stanovení tzv.
abundance prvku, která vyjadřuje relativní zastoupení příslušného prvku vůči nejčetnějšímu z prvků –
vodíku. Určuje se buď v absolutní míře (log(Nprvku/NH)+12) nebo relativní míře, porovnáním absolutních
abundancí příslušného prvku ve hvězdě a jeho absolutní abundance ve Slunci [N/H].
V minulosti se abundance prvků určovaly pomocí předem zkonstruovaných modelů atmosfér metodou
křivky růstu, kde vstupovaly ekvivalentní šířky jednotlivých čar vzhledem k jejich síle oscilátorů.
Předpokladem úspěchu zde byla velice pečlivá a zodpovědná identifikace spektrálních čar a výběr těch,
které byly použity pro další zpracování. Vzhledem k tomu, že zde ve většině případů jde o vzájemně
překrývající čáry, těch čistých a zpracování vhodných bylo nakonec velice málo. U CP hvězd tu byl i
dalším potenciální zdroj systematických chyb, tím bylo proložení kontinua, které bylo nezbytné pro
stanovení ekvivalentních šířek čar.
Dnešní přístup představuje oproti klasickému zřetelný pokrok. Pomocí vypočítaných modelů atmosfér se
vytvářejí syntetická hvězdná spektra a hledá se nejlepší shoda s těmito modelovými a pozorovanými
spektry. Přitom na počátku existuje jistý okruh volitelných parametrů – efektivní teplota hvězdy Tef,
hodnota povrchového gravitačního zrychlení g, mikroturbulence, abundance jednotlivých prvků a rotační
rychlosti Vrot apod., které se mohou měnit.
21
Je třeba však mít vždy na mysli, že modelování atmosfér CP hvězd vždy jen jistým přiblížením se
skutečnosti, neboť zatím žádný z modelů dosud současně nebral v úvahu a) globální magnetické pole,
b) překrytí spoustou čar v UV, c) nehomogennost rozložení prvků po povrchu. Pak ani ty nejlepší modely
s desítkami milionů spektrálních čar (Kuruczův Atlas) v detailech nesouhlasí s pozorováním, tedy žádnou
kombinací zadávaných volných parametrů nedostaneme uspokojivou shodu.
Nicméně i tak je možné o abundancích prvků v CP hvězdách říci:
a) v nadbytku zde jsou prvky Si, Cr, (Mn), Fe, Co, Ni, Sr, RE (hlavně Eu), ale i Hg, U. U CP2 hvězd
[RE] = 105, [Fe peak] = 101 – 102, [U] = 103.
b) V deficitu obecně bývá Ca a Sc.
Kromě CP1 je tu slabá korelace mezi abundancemi různých prvků, není zde ani výrazná korelace s rotací,
se stářím a magnetickým polem. Podrobnější identifikace – drastické rozdíly mezi hvězdami zejména u
RE. U CP1 je korelace mezi prvky výrazná – metalické hvězdy mají víceméně jednotnéanomální složení.
4 Fotometrie CP hvězd
Rozložení energie ve spektru obsahuje informaci o vlastnostech atmosféry hvězdy, zejména pak o její
efektivní teplotě Tef, gravitačním zrychlení g, chemickém složení, magnetické pole. U normálních hvězd
22
se nejrychleji vyšetřuje pomocí nejrůznějších barevných indexů, které zachycují poměry spektrálních
hustot záření v různých oborech spektra.
Interpretace fotometrických výsledků u CP hvězd (kromě CP 1 a CP 3) je komplikovaná, neboť stavba
atmosfér těchto hvězd je odlišná od stavby atmosfér normálních hvězd hlavní posloupnosti (chemické
složení, magnetické pole), což se mj. projeví i tím, že pak mají jiné rozložení energie ve spektru. Hlavní
příčiny tohoto jevu spatřujeme v tom, že hvězdy mají:
a) odlišné chemické složení, množství spektrálních čar se projeví jednak zvýšeným zastíněním čarami,
jednak zpětný ohřev atmosféry, který se projeví zvýšením úrovně kontinua. Celkově se celému jevu
přerozdělení energie ve spektru v důsledku spektrálních čar a pásů říká line blanketing, neboli pokrývkový
jev,
b) magnetické pole. To má vliv na povahu stavby atmosféry, třeba tím, že ovlivňuje pohyb nabitých iontů,
působí specifickém tlakem (B2 – hustota energie = tlak), ovlivňuje záření atomů,
c) nehomogenní chemické složení, což se ve spojení s rotací hvězdou vede k proměnnosti spektra i jasnosti
hvězdy.
Odlišnosti v rozložení energie CP hvězd jsou natolik specifické, že to umožňuje hledat CP hvězdy
pomocí obecně dostupnějších fotometrických metod.
23
4.1 Fotometrie CP hvězd ve standardních systémech
Nejvíce měření jasnosti CP hvězd bylo provedeno v Johnsonově širokopásmovém systému UBV,
v poslední době rozšiřovaného i do dlouhovlnné oblasti spektra (RIJKL). UBV systém není astrofyzikálně
nejšťastnější – křivky propustnosti se překrývají se, U i B zahrnují Balmerův skok.
Velmi oblíben proto je Strömgreenův systém uvby, v němž jsou efektivní vlnové délky jednotlivých
barev již voleny z astrofyzikálních hledisek. Ve výzkumu vlastností rozložení energie CP hvězd se pak
kromě barevných indexů (u-v), (v-b), (b-y), užívají se i další uměle zkonstruované indexy, které prakticky
nezávisí na extinkci: c1 = (u-v) - (v-b); souvisí s výškou Balmerova skoku, metalický barevný index:
m1 = (v-b) - (b-y), který dobře kvantifikuje stupeň zastínění spektra čarami kovů, které jsou nejčastější ve
v. uvby fotometrie se doplňuje ještě speciálním barevným indexem úzkopásmového a středněpásmového
filtru centrovaného na čáru H - tzv.  index.
4.2 Absolutní spektrofotometrie (monochromatická fotometrie)
Velmi informativní je tzv. absolutní fotometrie, v níž se poměřují hustoty spektrálního toku k toku dané
vlnové délce vůči hustotě spektrálního toku v 500 nm. Poměry se obvykle vyjadřují v magnitudách.
CP2 a CP4 hvězdy jeví výrazné deprese v rozložení energie o šířce cca 10 nm, jež nejspíše souvisejí
s zastíněním čarami (hranami sérií)
24
• 140 nm – u Si hvězd – autoionizační čáry Si II
• 420 nm – u chladných CP2, snad Eu II
• 630 nm – občas, původ nejasný
• 524 nm – velká koncentracečar různých iontů,deprese „povinná“pro všechny CP2 a CP4 hvězdy.
4.3 Maitzenův index a
K posouzení hloubky deprese kolem 524 nm využil Maitzen speciálně zkonstruovaný barevný index
definovaný vztahem:
2
1
2
yg
ga
+
−= ,
kde g2 a g1 jsou hvězdné velikosti ve středněpásmových barvách s efektivní vlnovou délkou postupně: 524
nm a 501,5 nm, y je hvězdná velikost ve standardní Strömgrenově filtru y.
Pro určitou hodnotu teplotního barevného indexu (b-y) byl hledán ve velikosti indexu a oproti normálním
hvězdám: a označovaná pak jako Maitzenův index. Statisticky velký soubor hvězd třídy A a B ukazuje,
že kromě silně pekuliárních hvězd (a cca desetiny mag), existují i hvězdy postižené jen slabě.
25
Maitzenův index dává možnost rychle a efektivně diagnostikovat CP hvězdy i mezi slabými hvězdami,
aniž by bylo nutno pořizovat spektra.
5 Rotace
Tempo rotace je u CP hvězd mimořádně důležitou charakteristikou:
a) dokáže vysvětlit periodicitu většiny pozorovaných změn (magnetických, spektroskopických, světelných)
– model šikmého rotátoru
b) pomalá rotace je jak známo důležitou podmínkou pro rozvoj chemické pekuliárnosti.
Rotační perioda P se většinou se vyjadřuje ve dnech, udává současně periodu, s níž dochází k většině
z pozorovaných změn (fotometrických, spektroskopických, magnetických). Rotační rychlostí Vrot je
míněna rovníková rychlost, vyjadřuje se v km/s.). Sklon osy rotace vůči pozorovateli je i, poloměr
hvězdy R (předpokládáme kulové hvězdy). Model tuhého rotátoru pak předpovídá následující vztah mezi
zmíněnými veličinami:
1d
50,613 km/s
1R
rot
R
V
P
   
=    
  
.
26
5.1 Periody rotace
CP hvězdy (s výjimkou CP1 a CP3) jsou geometricky proměnné hvězdy, kde se mění geometrie
v důsledku rotace hvězdy. Na povrchu hvězd nacházíme spektroskopické a fotometrické skvrny, hvězdy
mívají víceméně dipólové magnetické pole. V důsledku rotace hvězdy dochází ke změnám spektra,
jasnosti a efektivního magnetického pole, vše s touž periodou. Stačí stanovit periodu pomocí těch změn,
které pozorujeme s nejlepším poměrem S/N .
V minulosti se užívalo spíše spektroskopických a magnetických měření, fotoelektrická měření vesměs
nebyla tak spolehlivá, jelikož amplitudy CP hvězd jsou nevelké (typicky 0,01 mag), ovšem přesnost
dnešní fotometrické techniky je již dostatečná, takže dnes se periody určují převáženě pomocí světelných
změn. Přesnost a spolehlivost určení periody určuje zejména časový rozsah pozorovacího materiálu.
Příklad CQ UMa – v současnosti hvězda s relativně nejlépe určenou periodou:
Burke, Howard (1972) UBV 1,706 d - nesprávná
Winzer (1974) UBV 1,6980 d – fiktivní
Wolff, Morrison (1975) uvby 2,451 d
Mikulášek (1975) 2,45002(18)d
Mikulášek (2001) 30 let pozorování 2,4499117(29)d 4470 cyklů
27
Mikulášek (1921) 50 let pozorování 2,4499050(12)d 7460 cyklů.
Rotační periody CP hvězd jsou od ½ dne u horkých CP hvězd po desítky až stovky dní (HD 188 041 – P
= 223,826(40) d – Mikulášek et al., 2003), případně roky (sporné) u chladnějších CP2 hvězd. CP hvězdy
v průměru rotují pomaleji.
5.2 Projekce rotační rychlosti
V důsledku Dopplerova jevu dochází k rotačnímu rozšíření čar, u některých hvězd hraje tento způsob
rozšíření čar dominantní úlohu. Při měření rotační rychlosti se porovnávají pozorované profily jedné
(tradičně často Mg II 448,1 nm) či více spektrálních čar s modelovým profilem této spektrální čáry (čar)
rozšířených rotací. Srovnání se děje tak dlouho, dokud nedojdeme ke shodě. V současnosti bývá určení
rotační rychlost nejčastěji vedlejším produktem nějaké složitější úlohy interpretující vzhled spektra –
například odhadu abundance jednotlivých chemických prvků.
Důležité je však připomenout, že měření neposkytují přímo rotační rychlost, ale pouze její průmět: V sini
(svou roli tu ještě hraje okrajové ztemnění u, což je efekt druhého řádu). Sklon i nelze z pozorování
spektra hvězdy s určitostí stanovit. Při statistických úvahách si lze pomoci předpokladem, že rotační osy
nejspíš jsou v prostoru orientovány náhodně
28
Řada spektroskopických prací jasně dokazuje, že rotační rychlosti CP hvězd jsou v průměru viditelně
menší, naprostá většina má rotační rychlost Vrot menší než 100 km/s, (i když existuje pár výjimek např.
56 Ari s rotační rychlostí 175 km/s). Pomalá rotace CP hvězd je nezbytnou podmínkou pro vznik a rozvoj
chemické anomálie, která by se jinak na hvězdě neudržela vinou poledníkového proudění, jehož vznik a
rychlost jsou podmíněny rotačním zploštění hvězdy.
5.3 Aplikace a testování modelu šikmého rotátoru
Z pozorování lze u individuálních hvězd odhadnout současně projekci rotační rychlosti Vsini a periodu P.
Předpokládáme-li navíc, že existuje něco jako střední hodnota poloměru hvězdy <R>, pak by mělo platit:
50,6
sin .
R
V i
P
 

Grafem nerovnosti je hyperbola a prostor pod ní, naopak jako hyperbolickou obálkou závislosti lze najít
střední poloměr vzorku CP hvězd. Nalezená závislost plně podporuje model.
Odhadneme-li například z efektivní teploty hvězdy její poloměr R, lze vypočítat sklon osy:
sin sin
sin
50,6
R i PV i
i
R R
= = .
29
Znalost sklonu je nezbytná k interpretaci a případnému modelování pozorovaných spektroskopických,
magnetických a fotometrických změn. Někdy je možné rozhodnout i o délce periody P, neboť by mělo
platit:
iV
R
P
sin
6,50
 .
5.4 Poloměry CP hvězd
Poloměry proměnných CP hvězd lze odvodit ze statistiky použitím modelu šikmého rotátoru (viz výše),
jde tu však jen o střední hodnotu.Pokud nás zajímají jednotlivé hvězdy, je třeba volit jiný postup:
a) Poloměr odhadneme z pozorovaného spektrálního typu, absolutní hvězdné velikosti, případně hmotnosti,
je-li známa, musíme se však smířit s tím, že zde zůstává nejistota v poměru 1:2. To je dáno skutečností,
že i CP hvězdy se jako hvězdy hlavní posloupnosti v průběhu času vyvíjejí. Střední poloměr
CP hvězd vychází na 3,2 R.
b) Ze zářivého výkonu L a efektivní teploty Tef:
42
4 efTRπσL =
30
lze poloměr odvodit. Problém zde tkví v určení jak zářivého výkonu L, tak i efektivní teploty Tef. U CP
hvězd je to zvlášť problematické, poněvadž na ně lze aplikovat standardní vztahy mezi barevnými
indexy a teplotou jen s velkou rezervou. Sporné je i užití bolometrických korekcí, u CP hvězd je
neznáme dostatečně spolehlivě.
c) Metoda Shallisova-Blackwellova (1977, 1979) je založena na znalosti celkového zářivého toku měřeného
na Zemi FE, hustoty spektrálního toku FE, i ve vzdálenější infračervené oblasti (2 až 10 m).
Zde je málo spektrálních čar a množství přenesené energie odjinud je vcelku zanedbatelné. Výsledkem
, Tef:
2
4
,
0
d
4
E E λ ef
θ
F F λ σT

= = ;
2 2
, , 00 0
Φ( , , )
4 4
E λ S λ ef
θ θ
F F T g λ= =
Hustota spektrálního toku v infračerveném oboru jen málo závisí na chemickém složení a gravitačním
zrychlení. Použitím iterací rychle dospějeme k hodnotě efektivní teploty a úhlového průměru. Známe-li
vzdálenost, můžeme určit i geometrickou hodnotu poloměru hvězdy.
31
6 Magnetické pole a jeho změny
Pro CP hvězdy s výjimkou CP1 a CP3 je příznačná přítomnost relativně silného, stabilního, víceméně
dipólového magnetického pole vmrzlého do hvězdy. Pozorování magnetického pole se děje
spektroskopicky, pole se zjišťuje prostřednictvím tzv. Zeemanova jevu.
6.1 Zeemanův jev
Je-li atom v magnetickém poli, dochází k sejmutí degenerace některých energiových hladin atomu,
k jejich rozštěpení. Za předpokladu běžné LS (Russellovy-Saundersovy) vazby je při nulové indukci pole
B = 0 energie určena trojicí kvantových čísel [n,L,J]. Je-li pak indukce různá od nuly (B  0) každá
hladina se rozštěpí na 2 J + 1 složek charakterizovaných celým nebo polovinným magnetickým číslem M
– úměrné projekci vektoru J, který vykonává precesní pohyb kolem směru magnetické indukce. Projekce
je kvantována.
Velikost rozštěpu oproti B = 0:
BMμgBME B=),(Δ ,
kde B je tzv. Bohrův magneton – magnetický moment elektronu, g je tzv. Landého faktor určený
kvantovými čísly J, L, S – komplikace daná vlastností spinu elektronu:
32
24 -1
9,274 10 JT
4
B
e
eh
m c


−
= =  *, )1(2
)1()1()1(
1
+
+−+++
+=
JJ
LLSSJJ
g .
(*V SI nutno vynásobit c). Emisní čáry vznikají přechodem atomu z energeticky vyššího do nižšího stavu
– závisí na g a M z obou hladin, platí přitom výběrové pravidlo M = 1 pro tzv.  složky, M = 0 pro
 složky.
Už Zeeman (1897) zjistil, že jednotlivé složky lze odlišit podle jejich polarizace, ta závisí na vzájemné
orientaci záření a magnetické indukce.  složky vždy lineárně polarizované rovnoběžně s polem, 
složky jsou elipticky polarizované, vzájemně opačně orientované. Obecnou situaci lze vyjádřit jako
lineární kombinaci příčného a podélného Zeemanova jevu:
33
Pokud pozorujeme čáry absorpční, pozorujeme opačné efekty (jakoby určité fotony chyběly).
V principu lze detektovat jak podélnou, tak příčnou složku magnetické indukce, tedy kompletní vektor,
v praxi je ovšem jednodušší a spolehlivější měřit vzájemné posuvy čar, a tedy podélnou složku indukce.
Průměrná výchylka  složek od 0 (B = 0):
2
0
82
0 1067,4 

 Bz
c
BzB −
== ,
B v teslech, 0 v nm, z je vážený centroid  složek v jednotkách Zeemanova normálníhotripletu.
Příklad: 0 = 500 nm, B = 0,3 T → rozštěp ±0,003 nm  2 km/s. Měření dosti náročné na přesnost, vždy
je třeba pracovat jen s velmi ostrými čarami, u hvězd s rychlejší rotací nelze magnetické pole
Zeemanovým analyzátorem detektovat.
6.2 Efektivní magnetické pole
Pozorujeme-li hvězdu, sčítáme příspěvky přes celou viditelnou polokouli, pozorujeme tzv. efektivní
magneticképoleBe. Pokudje poledipólovéa tento dipóljeumístěn ve středu hvězdy,pak platí:
)
2
cossinsincos(cos
5
2
P
tπ
iβiβBB pe +=
34
Změny víceméně sinusové Bp – indukce na magnetických pólech,  úhel mezi magnetickou osou a osu
rotace. Pokud hvězda rotuje, pak je obrázek rozštěpu pozorovaný
v opačných polarizacích ještě komplikovanější.
6.3 Zeemanův analyzátor
Přístroj zkonstruoval a u spektrografu dalekohledu na Mt. Wilsonu
vyzkoušel v r. 1947 Horace W. Babcock. Skládá se z korekční
destičky (otočný Babinetův-Soleilův kompenzátor, nutný v coudéuspořádání
neboť ruší vlastní polarizaci odrazných zrcadel),
čtvrtvlnné destičky, dvojlomého islandského vápence rozmítajícího
spektrum na opačně kruhově polarizovaných složky.
Dvě spektra nad sebou – měření rozdílů vlnových délek.
Nevýhody – fotografický proces (maximum citlivosti 0,015 T), vede
k falešné anharmoničnosti křivek změn magnetického pole. Pro hvězdy s Vsini > 40 km/s je neúčinný.
Výhodou je, že spolehlivě udává znaménko polarity.
35
Po zavedení analyzátoru byl objeven tzv. cross-over
efekt: při změně polarity efektivního magnetického
pole u některých CP hvězd zjevně různá šířka čar
v opačně orientovaných polarizacích, při další
následující změně polarizace si polarizace promění
role.
Důsledek současného působení Zeemanova rozštěpu a
rotace hvězdy. Projevuje se hlavně tehdy, je-li
magnetický rozštěp srovnatelný s rotačním rozšířením.
Správné znaménko cross-over efektu byl další
argument ve prospěch model šikmého rotátoru.
6.4 Vodíkový magnetometr
Vodíkový magnetometr dává možnost měřit polarizace v křídlech širokých čar fotoelektricky pomocí
veličiny V:
36
Šířka vodíkových čar je vždy mnohem větší než rozmytí čar rotací (efektivně na rotaci nezávisí), takže
magnetometrem lze testovat, zda neexistují skryté rychle rotující magnetické hvězdy (neexistují!),
nezávisí na spektroskopických skvrnách. Dává harmonické křivky.
Nejsilnější známé efektivní pole HD 215 441 od 1,2 do –2,0 T.
6.5 Povrchové magnetické pole
Pouze u několika hvězd je magnetické pole natolik silné, že lze rozštěp do tripletu pozorovat – tam se
měří i absolutní hodnota B vystředovaná po viditelné polokouli. Při rotaci se mění málo. Dalo by se
očekávat, že pozorujeme-li změnu polarity – mělo by mít BS podobu dvojvlny (BS se má měnit od 0,8 do
( )λI
λ
I
λ
II
II
V
RL
RL






=
+
−
=
d
d
Δ
37
0,64 BP). To se však nepozoruje; což lze vysvětlit třeba tím, že magnetický dipól ve skutečnosti není tak
úplně centrální.
6.6 Povaha magnetického pole
Magnetické pole CP hvězd je zřejmě často takřka prakticky dipólové, protože: a) toroidální složky
s přijatelným BS (< 4 T) by nemohly vytvořit měřitelnou podélnou složku, b) čistota Zeemanova rozštěpu
+ tenké čáry, v integrálním světle žádná lokální magnetická pole podobná těm ve slunečních skvrnách.
Jednoduchá vlna v BS naznačuje, že dipól globálního magnetického pole nutně nemusí být umístěn do
centra (0,1 až 0,36 RCP). Magnetická indukce na severním a jižním pólu pak může být velice různá, čímž
by bylo možné objasnit i to, proč se u některých hvězd severní a jižní magnetický pól tak různí
(diametrálně odlišné anomální chemické složení).
Za předpokladu čistě centrálního dipólu lze sklon magnetické osy k rotační  zjistit podle poměru r:
iβiβ
iβiβ
B
B
r
e
e
sinsincoscos
sinsincoscos
(max)
(min)
+
−
== .
Ve statistickém vzorku (inklinace i náhodná) nacházíme dvě preferované orientace (?)  = 20° a 80°, ale
je možné, že nejde o reálný efekt.
38
7 Spektroskopická proměnnost, rozložení prvků po povrchu
Už od roku 1913 je známo, že fázové křivky změny intenzity spektrálních čar u CP2 hvězd a změnám
radiální rychlosti jsou v kvadratuře, což se týká hlavně anomálně silných čar prvků (Sr, Cr, Eu … Si).
Kvalitativní vysvětlení i kvantitativní odhady ukazují, že vše lze vysvětlit předpokladem existence
spektroskopických skvrn na rotující hvězdě s osou se sklonem i. Dosud však přesně nevíme, jak tyto
nehomogenity vznikají a jak se udržují.
7.1 Mapování rozložení prvků (dopplerovské zobrazování, tomografie)
Je-li na povrchu hvězdy chemická nehomogenita (nadbytek nebo deficit určitého prvku vzhledem ke
zbytku povrchu), projeví se to jako vlnka postupující od modrého konce křídla čáry přes střed (zde
nejrychleji) až k červenému konci, na určitou dobu vlnka zmizí, aby se pak znovu objevila na modrém
křídle. Vyšetřováním fázových změn profilů určitých čar si lze učinit představu o poloze skvrnky,případně
skvrnek. Lze tak nakonec za určitých předpokladů zmapovat rozložení daného prvku (ekvivalentní šířky
čáry) po celé hvězdě (ovšem mimo tu oblast, která s ohledem na sklon hvězdy není nikdy pozorovatelná,
neurčité řešení i kolem viditelného pólu).
39
40
První modely sestavil v roce 1958 Deutsch, v roce 1989 pak třeba Rice, Piskunov a Kochukhov. Nyní se
nejvíce používá techniky „dopplerovského mapování“ vyvinuté různými skupinami. S ohledem na to, že
poskytují docela podobné výsledky, zdá se být ten obraz docela realistický. Běžně se už pracuje i
s modelováním chování skvrn v magnetickém poli. To lze vyšetřovat v opačných polarizacích, což
poskytuje hodnověrný popis efektů při změně polarity efektivního magnetického pole.
Pozorujeme zjevnou návaznost (nikoli však přísnou) spektroskopických skvrn na geometrii
magnetického pole. To zřejmě sehrává rozhodující roli při jejich vytvoření a dlouhodobéstabilizaci.
8 Fotometrická proměnnost,
Ačkoliv první světelná křivka CP2 hvězdy 2 CVn byla pořízena již 1914 (Guthnick a Prager), k rozvoji
fotometrických výzkumů CP hvězd došlo až v šedesátých letech minulého století. Nezbytným
předpokladem tu bylo zvýšení citlivosti fotonásobičů, zavedení a zvládnutí standardních fotometrických
systémů.
Pionýry výzkumu byli Rakos a Stepień. Hvězdy pozorovali v systému UBV klasickými fotonásobiči
s maximem citlivosti v modré oblasti spektra. Ve výzkumu velmi rychle zdomácněl astrofyzikálnější
Strömgrenův systém a další středněpásmové systémy, v poslední době se pozoruje i v červené oblasti
41
spektra. CCD technika se však stále pro pozorování málo používá. Většina zkoumaných CP hvězd patří
do kategorie jasnějších hvězd, pro něž bývá při malých zorných polích CCD kamer obtížné najít vhodné,
srovnatelně jasné srovnávací hvězdy.
Pozorování ukázala, že:
a) všechny magnetické CP hvězdy (se spektrální proměnností) jsou proměnné, přičemž perioda změn
souhlasí s jejich rotační periodou.
b) amplitudy světelných změn jsou typicky setiny magnitudy, výjimečně desetiny magnitudy.
c) světelné křivky s jednou nebo dvěma vlnami lze vždy uspokojivě popsat harmonickým polynomem 2.
stupně. Tvar světelných křivek určuje jedna či dvě dominantní fotometrické skvrny na povrchu. Extrémy,
co do fáze souhlasí s extrémy změn efektivního magnetického pole, resp. spektroskopických
změn. Lokalizace fotometrických skvrn na povrchu šikmého rotátoru jen z fotometrických pozorování
ovšem není a ani nemůže být jednoznačná. Vždy je nutno alespoň něco předpokládat o tvaru a geometrii
skvrn, kde se nabízí předpoklad rozložení jasu jako funkce magnetické šířky. Peterson (1970) navrhl,
že pozorované změny jsou svázány s existencí spektroskopických skvrn svázaných
s nehomogenním rozložením prvků po povrchu hvězdy. Fotometrické skvrny by pak byly totožné se
skvrnami spektroskopickými.
42
d) světelné křivky v jednotlivých barvách se od sebe (někdy i velmi výrazně) liší, v některých případech
probíhají světelné změny i v antifázi. Molnar (1973) rozšířil sledování proměnnosti až do vzdálenější
UV oblasti: z družice Copernicus sledoval nejjasnější CP hvězdu 2 CVn. Zjistil, že v oblasti pod
298,5 nm probíhají světelné změny v antifázi, přičemž celkový zářivý tok hvězdy (a tím i efektivní
teplota) se nemění. Fotometrické skvrny tak nejsou ani světlé, ani tmavé, vůči okolnímu povrchu jsou
„barevné“.
e) U některých chladnějších CP2 hvězd pozorujeme i více „nulových vlnových délek“ – uzlů – zdroj
proměnnosti zřejmě leží mezi uzly. Tímto, zatím nevysvětleným jevem, se zabývá projekt Komplexního
sledování chladných chemicky pekuliárních hvězd.
8.1 Rychlá proměnnost CP2 hvězd
CP hvězdy zčásti spadají i do pásu nestability osídleného na HP pulzujícími hvězdami typu  Sct.
Pulzující CP hvězdy mají též krátké periody o délce cca deset minut, amplitudy typicky 0,02 mag.
První pulzující CP2 hvězdu objevil Kurtz (1978): HD 101 065, P = 12,14 min, ležící na chladné hranici
skupiny CP2 hvězd. Amplituda oscilací je modulována s periodou rotace. Kurtz (1982) našel vysvětlení v
modelu šikmého pulzátoru, kde symetrie neradiálních pulzací je dána osou magnetického dipólu: největší
amplituda pulzací je pozorována v okolí magnetických pólů. Pohyb elektricky nabitého plazmatu je
43
možný jen podél siločar, ty kolmo vstupují do hvězdy jen v oblasti pólů. Model byl potvrzen i
sledováním radiálních rychlostí o amplitudě cca 400 m/s.
Pulzace odpovídají velmi vysokým harmonickým modům, vztahují se tak jen k těm nejvyšším vrstvám,
v zásadě neničí dílo difúze. Není jasné, jak jsou buzeny, něco však mohou napovědět o vnitřní stavbě
podpovrchových vrstev hvězdy. Mohou být dalším nezávislým nástrojem pro stanovení její rotační
periody.
9 Vývojový status CP hvězd
Poloha CP hvězd v HR diagramu bezprostředně souvisí s jejich stářím a vývojovým statusem.
Fundamentální úkol pozorovací astronomie pak přinést dostatek hodnověrně zpracovaného pozorovacího
materiálu a statistických dat k ověřování řady hypotéz a teorií vysvětlujících fenomén CP hvězd
Vše nasvědčuje tomu, že CP hvězdy jsou hvězdy hlavní posloupnosti se standardním počátečním
chemickým složením, tedy 70 % vodíku, 25-28 % helia, a zbytek tvoří těžší prvky, jejichž vývoj probíhá
obdobně jako vývoj normálních hvězd s touž hmotností. Hmotnosti CP hvězd jsou ovšem velice rozdílné:
od 1,5 M do 15 M, a tím i jejich stáří, které pro hvězdy v nejmenší hmotnosti činí 3,5·107 až 3,5·109
44
let, zatímco pro ty nejhmotnější CP5,6 hvězdy: 105 – 1,2·107 let. Poměr průměrného stáří je tak
v intervalu 1:300!
O vývojovém statusu CP hvězd se lze hodně dozvědět z jejich polohy v diagramech pro různé
charakteristiky.
9.1 Poloha CP hvězd v HR diagramech a jeho modifikacích
a) Mbol – logTef NejinstruktivnějšípodobouHR diagramu je závislostbolometrickéhvězdnévelikosti(logaritmu
zářivého toku)na logaritmu efektivníteploty.Bohužel,právě pro CP hvězdy je potíž v tom, že jak
bolometrickoukorekci,tak efektivníteplotu nelzezjistit jednoduchýmiměřeními ani použítstandardních
postupů vyvinutých pro normální hvězdy. Místo logTef se velmi často používají různé barevné indexy.
Bohužel,zastínění čarami někdy značně ovlivňujevelikostindexu,zvlášť pokud se opírajío modrou oblast
spektra s množstvím spektrálních čar. Použití indexů z červené a infračervené oblasti spektra je nadějnější,ale
ještě lepší je odvoditefektivníteplotu přímo z celkového toku záření (metodaBlackwellovaShallisova:
, Tef). Nezbytná je ještě znalostvzdálenosti(paralaxy),pozorováníHipparca,poté Gaiy však
znamenala značný pokrok.Výskythvězd CP2-6 v zákrytových dvojhvězdáchje vzácný, u CP1 je naopak
zcela standardní, u metalických hvězd tak lze užít zářivých výkonů, které byly nalezeny metodou, jejíž
spolehlivostnezávisína vzdálenostisoustavy.
45
b) Závislostí log R – log Tef lze nahradit klasický HR diagram, v mnoha ohledech je dokonce názornější.
Poloměr hvězdy od ZAMS do TAMS víceméně monotónně roste. Poloměr lze zjistit různě, pro jednotlivé
hvězdy (metoda Blackwell-Shallis: , Tef), R = /2.
c) Diagram log g – log Tef by rovněž byl s to nahradit klasický HR diagram. Povrchové gravitační zrychlení
v průběhu vývoje na g lze odvoditz rozboru profilu Balmerových čar.
d) Diagramy m-BI hvězdokup a asociací
• Galaktické kulové hvězdokupy neobsahují hvězdy s M >1,5 M, takže klasické CP hvězdy tam nenacházíme,
jistou obdobou jsou CP hvězdy horizontální větve.
• CP hvězdy jsou četné v otevřených hvězdokupách a asociacích, jsou to skupiny se stejným stářím a
počátečním chemickým složením, modul vzdálenosti všech členů zhruba stejný, poloha CP hvězd
v HR diagramu je určitější – North (1993).
Nejmladší aglomerace s CP hvězdami je stará 5·105 let, nejstarší obsahuje CP hvězdy poblíž konečné
hlavní posloupnosti. Pekuliarita CP2 hvězd se během vývoje na hlavní posloupnosti zřejmě nemění, u CP
1 snad narůstá s věkem. Největší relativní zastoupení CP1 spektra nebo hvězdná mapa. Každá z příloh
musí být řádně označena a popsána.